大质量恒星形成于分子云中致密云核的坍缩,而其演化最后终结于核坍缩超新星爆发。在这些恒星短暂的一生中,它们强烈的星风和电离辐射能清空出一个腔体。若其存在环境分子云,我们就可能观测到超新星遗迹撞击腔壁分子气体。超新星遗迹与分子云的相互作用对于研究稠密气体的物理和化学过程,追溯前身星演化,探索宇宙线强子作用都具有重要意义。我的博士论文针对分子云环境中的超新星遗迹Kes78.Kes79和W28进行了多波段的观测研究,并理论上探讨了分子云内空腔与前身星质量的关系。以超新星遗迹Kes78为起点,我们研究了该遗迹的分子云环境并开展了对其东北壳层的XMM-Newton X射线光谱分析。通过CO三个跃迁的观测,我们建立了遗迹与～81km s-1的分子云腔体相互作用的证据,包括展宽的12CO谱线和相对增强的12CO J=2-1/J=1-0比例。我们还探明了其环境分子云分布,并为探究其强子伽玛射线辐射提供指引。Kes78东北壳层上的X射线来自亚电离的热(～1.5keV)气体,其密度为-0.1cm-3,可能是团际介质。遗迹的年龄约为6kyr。根据分子云腔体的大小,我们估算出其前身星的初始质量约为21M(?)。在一些超新星遗迹周围出现的腔状和弧状分子云使我们意识到,前身星星风对分子云的塑造也许能有助于研究其前身星质量。我们发现分子云环境中的大质量恒星的主序星风泡大小与恒星质量存在一个接近线性的关系Rb≈1.22M/M⊙-9.16pc。由于8到25-30M(?)的恒星的演化会进入红超巨星阶段而不产生Wolf-Rayet星风,主序阶段的星风泡就决定了分子云腔体的尺度。而相比起来,光致电离的影响却很小。该关系为分子云腔体中的超新星遗迹提供了一种难得的诊断前身星质量的新工具。利用这个关系,我们估算了8个超新星遗迹的前身星质量：Kes69,Kes75,Kes78,3C396,3C397,HC40,Vela和RXJ1713-3946。热混合型超新星遗迹往往与分子云相互作用,由于这类遗迹具有诸多有趣却未得到解释的观测特征,是近年观测和研究的热点。W28作为热混合型超新星遗迹的原型,其热混合型形态起源还不清楚。我们开展了对W28的XMM-Newton成图和光谱研究。遗迹内部的X射线辐射是非均匀的,一个冷的非电离平衡等离子体和一个达到碰撞电离平衡的热气体的组合能最好地解释观测到的X射线。这个双温模型下,冷的亚电离的成分来自蒸发的团块气体。多个观测证据支持W28内部存在小云团的蒸发过程,而这个过程或许可以解释遗迹的热混合型形态。我们将这个双温模型应用到不同的小区域中,发现吸收、温度和密度在遗迹内的分布是随空间变化的,说明遗迹在一个不均匀的环境中演化,而更密的介质在遗迹的东部和北部。除了双温模型,遗迹内部的X射线还可能用电子温度为0.6keV的过电离气体模型来描述。过电离气体的复合时标约为2.9×104yr,接近遗迹的动力学年龄。W28东北壳层上的X射线存在一个0.3keV的低温成分,而硬X射线可能是热起源(温度～0.61keV)也可能是非热起源(光子谱指数～2)。若为非热起源,非热电子经受库伦损失的韧致辐射是最可能的解释。通过开展CO观测,我们给出了热混合型超新星遗迹Kes79与～105kms-1分子云作用的运动学证据。Kes79在X射线波段存在丰富的明亮丝状结构以及一个弥散的暗晕。遗迹整体的X射线辐射需要用双温(0.23+1.05keV)的模型来描述,其高温成分存在S和Ar的超丰,说明了抛射物的存在。在西北射电内壳层外,我们发现一个X射线团块具有不寻常的高温(2.0-0.4+0.5keV)和增丰的Mg, Si, S和Ar。暗晕的气体与明亮丝状结构不同,金属丰度趋于甚至低于太阳丰度。在边缘区域,暗晕的X射线辐射用一个高温成分(0.9-1.4keV)就可以解释。我们研究了遗迹的整体演化性质,得到遗迹的激波速度为833-12+3km s-1,年龄为～5.8kyr。对比多波段分析结果,我们认为遗迹的双壳层结构和热混合型形态都是投影效应。根据遗迹分子云腔的大小和抛射物中金属元素的丰度,我们估算出其前身星是质量为～12Me的B1型星。在研究Kes79的过程中,我们幸运地在其南部发现了一颗11.56s的X射线脉冲星3XMM J185246.6+003317。根据其自转减慢速率<1.1×10-13s s-1和周期11.5587126(4)s可以得到脉冲星的表面偶极磁场<3.6×1013G,特征年龄>1.7Myr,自转能损<2.8×1030erg s--1。通过对它的X射线光谱分析,我们发现共振回旋散射模型能给出最佳拟合,同时,黑体辐射也可以描述X射线光谱。从2008年到2009年总共7个月的观测中,该脉冲星的的光谱性质发生了剧烈的变化：其光度由2.7×1034erg s-1降至4.6×1033erg s-1,而黑体辐射温度由约0.8keV降至月0.6keV。3XMM J185246.6+003317的X射线光度远远高于其自转能损,排除了由自转供能的可能。它在光学和红外波没有探测到对应天体,而且2008年之前的多次X射线观测中它都没有出现,再结合时序和光谱分析,我们认为3XMM J185246.6+003317是一颗新发现的暂现低磁磁星,而它在2008年的一次爆发正好被XMM-Newton观测到。2001年Chandra对它的观测将它的宁静光度上限限制到4×1032erg s--1。由于该磁星与Kes79的吸收柱密度类似,可以认为它们处于相似的距离～7.1kpc上。它是目前自转最慢的暂现强磁星,也是第三颗已知低磁强磁星。3XMM J185246.6+003317与其北部的超新星遗迹Kes79和遗迹内部反磁星是否存在可能的物理联系则需要未来的观测给出确定性的答案。